En standardmodell er en teori/modell som beskriver universets utvikling fra Big Bang og frem til idag. Den går over en ekstremt lang tidsperiode, og den er derfor ikke helt korrekt. Selve Big Bang kan vi ikke beskrive. Vi har ingen observasjoner og ingen fysiske teorier som kan beskrive denne hendelsen, men de fleste eksperter mener at både materien, tiden og rommet ble til i Big Bang. Universet er cirka 13,7 milliarder år gammelt, og for å få en oversikt over standardmodellen så deler vi den inn i 8 faser. Det vi gjør da er å gi en strukturert oversikt over hva som har skjedd de siste 13,7 milliarder årene. Mange relaterer Big Bang med en enorm eksplosjon som foregikk over et par sekunder, men det var i stedet starten på en altomfattende ekspansjon som fortsatt pågår. Det vil si at universet fortsatt vokser og utvider seg for hver dag som går.[1]
Dypere inn i de 8 fasene:
1. Plancktiden- Fra Big Bang til 10^-43 sekunder
Dett vet vi så og si ingenting om, men for å forstå hva som skjedde så må vi kombinere to viktige fysiske teorier: gravitsjonsteorien og kvanteteorien. Dette har ingen klart enda og vi stiller derfor enda spørsmålstegn ved denne fasen.[1]
2. Inflasjonsfasen- Fra 10^-43 sekunder til 10^-33 sekunder
Dette er den mest dramatiske og raskeste utviklingen av universet, hvor universet utvider seg med en faktor på hele 10^43. I denne fasen ble massen og energien til i universet. Etter dette så utvidet universet seg i et roligere tempo, og den er lik ekspansjonen i dag.[1]
3. Før det har gått et sekund
Universet består av kvarker, gluoner, leptoner, fotoner, elektrosvake kraftpartikler og muligens andre partikler som hittil ikke er observert. I denne fasen var det mange partikler og antipartikler som gikk sammen og dannet par, men så med engang utslettet hverandre og gikk over til energi. Også kvarker gikk sammen med antikvarker og utslettet hverandre. Heldigvis fantes det mer materie etter at antihileringen(Partikler som dannet par og utslettet hverandre) var over. Disse kvarkene som var igjen gikk sammen tre og tre og dannet protoner og nøytroner.[1]
4. Ett sekund etter Big Bang - (T = 10^10 K)
Nå er temperaturen lav nok til at elektroner, protoner og nøytroner blir stabile, og de dannet deuteriumkjerner(en tung hydrogenkjerne). I tillegg ble tettheten og temperaturen så lav at universet ble gjennomsiktig for nøytrioner. Det vil si at de kunne bevege seg fritt uten å påvirke andre partikler. I dag vet vi lite om nøytrioner, men om vi klarer å observere dem i fremtiden, så vil vi kunne få veldig verdifull informasjon om denne fasen.[1]
5.Tre minutter etter Big Bang - (T = 10^9 K)
Temperaturen var nå lav nok til at det kunne foregå fusjonsprosesser. Fusjonsprosessene som foregikk lignet på dagens kjernereaksjoner i stjernene. Det var nå mulig å lage større atomkjerner enn deuterium. Beryllium, helium, litium og små mengder av andre grunnstoffer ble nå dannet. [1]
6. En halvtime etter Big Bang – (T = 10^8 K)
Temperaturen var nå så lav at fusjonsprosessene stoppet opp. Fra denne fasen stammer den opprinnelige fordelingen av grunnstoffer i universet. Man sier at universet bestod av ugjennomsiktig plasma, nesten som tåke. «Tåken» atomkjerner, frie elektroner og enorme mengder fotoner og nøytrioner. Siden elektronene ikke var bundet til atomkjernene ennå, så kunne ikke fotonene bevege seg fritt og rettlinjet. [1]
7. 380 000 år etter Big Bang – (T = ca. 3000 K)
Først nå kom tiden hvor vi har direkte observasjoner fra. Nå lettet «tåken» og temperaturen var lav nok til at elektronene bandt seg til atomkjerner og vi fikk nøytrale atomer. Nå kunne også fotonene bevege seg fritt. [1]
8. 200 millioner år etter Big Bang
De første stjernene blir dannet. Små tetthetsobservasjoner som er observert i bakgrunnsstrålingen har bygget seg opp ved hjelp av gravitasjonskrefter. Materie trekker seg sammen og de blir til de første galaksene og stjernene. [1]
Vakuumenergi
Det er mye masse i universet som tiltrekker hverandre med gravitasjon. Når man hiver en neve med sand opp i luften, så vil den falle ned igjen nettopp på grunn av denne gravitasjonen. Vi kan stille oss spørsmålet, er det tiltrekkende gravitasjon som dominerer universet? Svaret på dette spørsmålet vil være nei, for hvis dette hadde vært tilfellet ville det hele endt opp med et Big Crunch / et stort sammenbrudd. Men det er ingen ting som tyder på at det utvikler seg i den retningen, tvert imot. Det ser faktisk ut som om universet utvikler seg stadig raskere.
Vakuumenergi er et sentralt ord i denne sammenhengen. Hvis vi igjen ser for oss at vi kaster en håndfull sand opp i luften. Vakuumenergi vil her føre til at sanden vi kaster opp vil akselerere fra oss og opp mot himmelen. Begrepet vakuumenergi kan altså forklare hvordan universet kan oppføre seg stikk motsatt med det vi opplever til vanlig.
Ifølge kvanteteorien kan det spontant oppstå partikkel-antipartikkel-par ut av ingenting, som forsvinner igjen etter kort tid. Dette kalles kvantefluktuasjoner, og disse fører til at selv vakum har masse. Ikke slik masse vi er vant med, men en masse som fører til frastøtende gravitasjon. Vakuumenergi kan også forklare den voldsomme utvidelsen av universet under inflasjonsfasen (tiden rett etter BigBang).
Forskere har enda ikke funnet ut nok om hva vakuumenergi egentlig. Den teoretiske utregnede verdien av vakuumenergi avviker sterkt fra den observerte verdien. Vi mangler noe helt fundamentalt i vår forståelse av vakuumenergi.
Hvor god er standardmodellen?
Siden vi har observasjoner av bakgrunnstrålingen kan vi beregne hele universets totale tetthet og hvor mye masse dette svarer til. Den materien vi observerer er bare 4% av den totale massen. De 96% vi ikke observerer direkte er ukjente mørke stoffer. Vakuumenergien er en mørk energi og for at det skal stemme med supernovaobservasjonene må vakuumenergien bestå av 76% av universets totale masse.
De siste 20% sies å være mørk materie, som ingen helt vet hva er. Det kan være en eksotisk type elementærpartikler som ikke er påvist eksperimentelt. Men flere teorier, som denne om den mørke materien, har vært forutsagt lenge før kosmologene til slutt trengte dem til å forklare sine observasjoner.
Den mørke materien har blitt observert indirekte. Når vi ser på utkanten av galakser og hvor fort de beveger seg rundt galaksens sentrum. Farten er altfor høy for det vi kan beregne fra den synlige materien at galaksen egentlig burde gått i oppløsning. Dette løser seg hvis vi sier at det finnes mørk materie i galaksen som da holder de ytre delene av galaksen på plass.
Dagens kunnskaper får vi fra den elektronmagnetiske strålingen, så gjenstår det bare å se om vi i fremtiden kan observere kosmiske nøytrioner og kanskje til og med gravitasjonsbølger.
Kan vi stole på standardmodellen?
Etter hva vi nå har fortalt kan dere kanskje skjønne at standardmodellen for universets utvikling er en svært usikker og komplisert teori, i hvert fall langt mindre sikker enn de teoriene vi har møtt tidligere i fysikk. Det finnes en stor konflikt om standardmodellen i det hele tatt kan kalles en teori. De fleste kosmologer er nemlig enig om hovedlinjene i hvordan standardmodellen er bygd opp, men det er også mange forskere som er helt uenig og som mener det finnes en helt annen forklaring på hvorfor ting er som de er.
I vitenskap sies det at de enkle forklaringene ofte er den beste. Her er det standardmodellen som er den enkleste. Det er ingen teori som både forklarer bakgrunnsstrålingen og den observerte rødforskyvningen på alle fjerne objektiver. Foreløpig virker det som om vi bare må innse at vitenskapelige forklaringer ofte er for kompliserte for folk flest. Kanskje fremtiden bringer en teori som forener kvanteteori og gravitasjonsteorien på en slik måte at alt blir mye enklere for oss – det er bare å vente og se!
En standardmodell er en teori/modell som beskriver universets utvikling fra Big Bang og frem til idag. Den går over en ekstremt lang tidsperiode, og den er derfor ikke helt korrekt. Selve Big Bang kan vi ikke beskrive. Vi har ingen observasjoner og ingen fysiske teorier som kan beskrive denne hendelsen, men de fleste eksperter mener at både materien, tiden og rommet ble til i Big Bang.
Universet er cirka 13,7 milliarder år gammelt, og for å få en oversikt over standardmodellen så deler vi den inn i 8 faser. Det vi gjør da er å gi en strukturert oversikt over hva som har skjedd de siste 13,7 milliarder årene. Mange relaterer Big Bang med en enorm eksplosjon som foregikk over et par sekunder, men det var i stedet starten på en altomfattende ekspansjon som fortsatt pågår. Det vil si at universet fortsatt vokser og utvider seg for hver dag som går.[1]
Dypere inn i de 8 fasene:
1. Plancktiden - Fra Big Bang til 10^-43 sekunder
Dett vet vi så og si ingenting om, men for å forstå hva som skjedde så må vi kombinere to viktige fysiske teorier: gravitsjonsteorien og kvanteteorien. Dette har ingen klart enda og vi stiller derfor enda spørsmålstegn ved denne fasen.[1]
2. Inflasjonsfasen - Fra 10^-43 sekunder til 10^-33 sekunder
Dette er den mest dramatiske og raskeste utviklingen av universet, hvor universet utvider seg med en faktor på hele 10^43. I denne fasen ble massen og energien til i universet. Etter dette så utvidet universet seg i et roligere tempo, og den er lik ekspansjonen i dag.[1]
3. Før det har gått et sekund
Universet består av kvarker, gluoner, leptoner, fotoner, elektrosvake kraftpartikler og muligens andre partikler som hittil ikke er observert. I denne fasen var det mange partikler og antipartikler som gikk sammen og dannet par, men så med engang utslettet hverandre og gikk over til energi. Også kvarker gikk sammen med antikvarker og utslettet hverandre. Heldigvis fantes det mer materie etter at antihileringen(Partikler som dannet par og utslettet hverandre) var over. Disse kvarkene som var igjen gikk sammen tre og tre og dannet protoner og nøytroner.[1]
4. Ett sekund etter Big Bang - (T = 10^10 K)
Nå er temperaturen lav nok til at elektroner, protoner og nøytroner blir stabile, og de dannet deuteriumkjerner(en tung hydrogenkjerne). I tillegg ble tettheten og temperaturen så lav at universet ble gjennomsiktig for nøytrioner. Det vil si at de kunne bevege seg fritt uten å påvirke andre partikler. I dag vet vi lite om nøytrioner, men om vi klarer å observere dem i fremtiden, så vil vi kunne få veldig verdifull informasjon om denne fasen.[1]
5. Tre minutter etter Big Bang - (T = 10^9 K)
Temperaturen var nå lav nok til at det kunne foregå fusjonsprosesser. Fusjonsprosessene som foregikk lignet på dagens kjernereaksjoner i stjernene. Det var nå mulig å lage større atomkjerner enn deuterium. Beryllium, helium, litium og små mengder av andre grunnstoffer ble nå dannet. [1]
6. En halvtime etter Big Bang – (T = 10^8 K)
Temperaturen var nå så lav at fusjonsprosessene stoppet opp. Fra denne fasen stammer den opprinnelige fordelingen av grunnstoffer i universet. Man sier at universet bestod av ugjennomsiktig plasma, nesten som tåke. «Tåken» atomkjerner, frie elektroner og enorme mengder fotoner og nøytrioner. Siden elektronene ikke var bundet til atomkjernene ennå, så kunne ikke fotonene bevege seg fritt og rettlinjet. [1]
7. 380 000 år etter Big Bang – (T = ca. 3000 K)
Først nå kom tiden hvor vi har direkte observasjoner fra. Nå lettet «tåken» og temperaturen var lav nok til at elektronene bandt seg til atomkjerner og vi fikk nøytrale atomer. Nå kunne også fotonene bevege seg fritt. [1]
8. 200 millioner år etter Big Bang
De første stjernene blir dannet. Små tetthetsobservasjoner som er observert i bakgrunnsstrålingen har bygget seg opp ved hjelp av gravitasjonskrefter. Materie trekker seg sammen og de blir til de første galaksene og stjernene. [1]
Vakuumenergi
Det er mye masse i universet som tiltrekker hverandre med gravitasjon. Når man hiver en neve med sand opp i luften, så vil den falle ned igjen nettopp på grunn av denne gravitasjonen. Vi kan stille oss spørsmålet, er det tiltrekkende gravitasjon som dominerer universet? Svaret på dette spørsmålet vil være nei, for hvis dette hadde vært tilfellet ville det hele endt opp med et Big Crunch / et stort sammenbrudd. Men det er ingen ting som tyder på at det utvikler seg i den retningen, tvert imot. Det ser faktisk ut som om universet utvikler seg stadig raskere.
Vakuumenergi er et sentralt ord i denne sammenhengen. Hvis vi igjen ser for oss at vi kaster en håndfull sand opp i luften. Vakuumenergi vil her føre til at sanden vi kaster opp vil akselerere fra oss og opp mot himmelen. Begrepet vakuumenergi kan altså forklare hvordan universet kan oppføre seg stikk motsatt med det vi opplever til vanlig.
Ifølge kvanteteorien kan det spontant oppstå partikkel-antipartikkel-par ut av ingenting, som forsvinner igjen etter kort tid. Dette kalles kvantefluktuasjoner, og disse fører til at selv vakum har masse. Ikke slik masse vi er vant med, men en masse som fører til frastøtende gravitasjon. Vakuumenergi kan også forklare den voldsomme utvidelsen av universet under inflasjonsfasen (tiden rett etter BigBang).
Forskere har enda ikke funnet ut nok om hva vakuumenergi egentlig. Den teoretiske utregnede verdien av vakuumenergi avviker sterkt fra den observerte verdien. Vi mangler noe helt fundamentalt i vår forståelse av vakuumenergi.
Hvor god er standardmodellen?
Siden vi har observasjoner av bakgrunnstrålingen kan vi beregne hele universets totale tetthet og hvor mye masse dette svarer til. Den materien vi observerer er bare 4% av den totale massen. De 96% vi ikke observerer direkte er ukjente mørke stoffer. Vakuumenergien er en mørk energi og for at det skal stemme med supernovaobservasjonene må vakuumenergien bestå av 76% av universets totale masse.
De siste 20% sies å være mørk materie, som ingen helt vet hva er. Det kan være en eksotisk type elementærpartikler som ikke er påvist eksperimentelt. Men flere teorier, som denne om den mørke materien, har vært forutsagt lenge før kosmologene til slutt trengte dem til å forklare sine observasjoner.
Den mørke materien har blitt observert indirekte. Når vi ser på utkanten av galakser og hvor fort de beveger seg rundt galaksens sentrum. Farten er altfor høy for det vi kan beregne fra den synlige materien at galaksen egentlig burde gått i oppløsning. Dette løser seg hvis vi sier at det finnes mørk materie i galaksen som da holder de ytre delene av galaksen på plass.
Dagens kunnskaper får vi fra den elektronmagnetiske strålingen, så gjenstår det bare å se om vi i fremtiden kan observere kosmiske nøytrioner og kanskje til og med gravitasjonsbølger.
Kan vi stole på standardmodellen?
Etter hva vi nå har fortalt kan dere kanskje skjønne at standardmodellen for universets utvikling er en svært usikker og komplisert teori, i hvert fall langt mindre sikker enn de teoriene vi har møtt tidligere i fysikk. Det finnes en stor konflikt om standardmodellen i det hele tatt kan kalles en teori. De fleste kosmologer er nemlig enig om hovedlinjene i hvordan standardmodellen er bygd opp, men det er også mange forskere som er helt uenig og som mener det finnes en helt annen forklaring på hvorfor ting er som de er.
I vitenskap sies det at de enkle forklaringene ofte er den beste. Her er det standardmodellen som er den enkleste. Det er ingen teori som både forklarer bakgrunnsstrålingen og den observerte rødforskyvningen på alle fjerne objektiver. Foreløpig virker det som om vi bare må innse at vitenskapelige forklaringer ofte er for kompliserte for folk flest. Kanskje fremtiden bringer en teori som forener kvanteteori og gravitasjonsteorien på en slik måte at alt blir mye enklere for oss – det er bare å vente og se!
Kildehenvisning:
http://astrofysikkjvs.wikispaces.com/12.+Standardmodellen
ERGO Fysikk 1 - Aschehoug